José Carlos Sáez Vergara CIEMAT, Servicio de Protección Radiológica

1. Cursos de verano de la Universidad de Cantabria X Cursos de Medio Ambiente de SuancesIV Workshop “Radiación natural y Medio Ambiente”Suances, 4-8 de Julio de 2005 Radiación natural: radiación cósmica José Carlos Sáez Vergara CIEMAT, Servicio de Protección Radiológica Avda. Complutense 22, Edif. 50, 28040 Madrid Jc.saez@ciemat.es Tel 91 346 6253 FAX 91 346 6718

2. Componentes de la radiación cósmica primaria • La Radiación Cósmica Galáctica(GCR) se origina fuera del Sistema Solar como consecuencia de la explosión de supernovas. Se compone de protones (87%), partículas alfa (10%), electrones (2%) y nucleos pesados (<1%) con energías que varían entre los 1 y 1014 MeV. Son isotrópicos en dirección y su flujo es casi constante en el tiempo. • El Viento Solar(SW) está compuesto principalmente por protones con energías por debajo de los 100 MeV, presentando una dirección dominante y variaciones periódicas de intensidad en ciclos de 11 años. • Las Llamaradas Solares (Solar flare ó Solar Particle Event SPE) son impredecibles y variables en su intensidad, composición, energía (hasta 1 GeV) y duración. Sus efectos pueden apreciarse en toda la atmósfera, incluso a nivel de la superficie terrestre (Ground Level Event, GLE).

3. Radiación cósmica galáctica (GCR) • Tras originarse en la explosión de supernovas, las partículas de la GCR deben atravesar la materia interestelar e interplanetaria e interaccionan con los campos magnéticos interestelares y solar.

4. Viento Solar (SW) • Plasma de partículas cargadas con energías entre 10 y 100 MeV emitidas regularmente desde la Corona solar que tardan varios días en alcanzar la Tierra. • El viento solar lleva consigo un campo magnético anclado en el Sol que interacciona con otros campos magnéticos estelares y planetarios. • La intensidad del viento solar depende de la actividad solar.

5. Ciclo periódico de actividad solar • Las manchas solares son intensos campos magnéticos que aparecen en la superficie solar, bloqueando la salida de energía radiante. • El número de manchas solares indica la actividad solar y es aproximadamente proporcional a la intensidad del viento solar. • La interacción de los CM del viento solar y de la GCR son la causa de que la actividad solar y la intensidad de la radiación cósmica en la Tierra estén en anticoincidencia.

6. Llamaradas solares (Solar flare, SPE ó GLE) • La acumulación de cantidades enormes de energía magnética en las proximidades de las manchas solares puede suponer la liberación de energía radiante y partículas (protones) de hasta 10 GeV que pueden alcanzar la Tierra en cuestión de minutos (ondas de choque), afectando al campo geomagnético. • Se producen docenas de llamaradas solares cada día pero sólo 1 ó 2 al año suponen un incremento de la radiación cósmica ionizante en la Tierra. • La probabilidad de ocurrencia de llamaradas solares aumenta con la actividad solar . Efecto Forbush

7. Influencia de la Magnetosfera y de la Atmósfera Neutrons Non Neutrons • En función de la latitud el campo magnético de la Tierra (Magnetosfera) reduce parcialmente la intensidad de la radiación cósmica primaria que alcanza la atmósfera. • Las partículas de alta energía incidentes sobre la atmósfera, interaccionan con átomos y moléculas en el aire, generando una compleja familia de partículas secundarias con y sin carga que son absorbidas selectivamente al penetrar en la atmósfera.

8. Interacción con el campo magnético terrestre Rigidez magnética R = pc / Ze En función de la energía y dirección de la partícula existe un valor crítico de la rigidez, denominado umbral de rigidez Rc, por debajo del cual las partículas incidentes no pueden penetrar en la magnetosfera.

9. Umbral de rigidez y latitud geográfica Latitud geomagnética, Bm = arcsen [senl senlp + cosl coslp cos(f – fp)] lp = 79.3ºN, fp =289.89ºE son las coordenadas del polo norte geomagnético Umbral de rigidez Rc(GV) = 14.9 cos4Bm Rc = 0 GV en los polos  Máxima radiación cósmica primaria incidente Rc  15 GV en los polos  Mínima radiación cósmica primaria incidente

10. Interacción con la atmósfera terrestre Máximo de Pfotzer

11. Radiación cósmica secundaria (SCR) Viento solar Flujo anisótropo E<104 GeV Radiación Cósmica Galáctica Flujo isótropo 104-1010 GeV Atmósfera terrestre a 25 km de altitud (N2, O2, Ar...) Reacciones de espalación Creación de Piones Ionización directa p+ p- p0 e- n p+ Neutrinos n AXZ AXZ n m+ m- g Cinturones Van Allen e+ e- Reacciones nucleares:  3H, 2500 m-2· s-1  10Be, 360 m-2· s-1  14C, 22000 m-2· s-1 m g DURA: (50-80%) BLANDA: (10%) g 1011 m-2·s-1 2-3 pares ·cm-3·s-1 4-8 pares ·cm-3·s-1 Superficie terrestre Nucleidos minerales: 40K, 232Th, 238U, etc. Absorción pequeña Absorción rápida

12. Sumario de influencias en la dosis debida a la radiación cósmica • Altitud • Latitud • Actividad solar

13. Espectros de la radiación cósmica secundaria

14. Magnitudes dosimétricas Dosis Efectiva, E

15. Medidas experimentales y Calibración Instalación CERF (CERN) Instrumentos de medida • Cámara de ionización • Contadores G-M • TEPC • Espectrómetros Si • Detectores Pasivos & DELD Dosis equivalente ambiental, H*(10) Paradoja en radiación cósmica: H*(10) < E

16. Radiación cósmica en la superficie terrestre • Se debe a muones, fotones y neutrones muy energéticos. • Aumenta exponencialmente con la altitud y varía algo con la latitud. • Afecta a toda la población mundial (6.500 millones de personas). • Valores sopesados considerando la distribución de la población en latitudes y altitudes: • Muones y Fotones: 31 nSv/h  340 µSv/año • Neutrones: 13 nSv/h  120 µSv/año • Inevitable e incontrolable : No se aplica el sistema de protección radiológica.

17. Radiación cósmica en Sierra Nevada

18. Dosis anuales debidas a fuentes naturales (UNSCEAR 2001) • Exclusiones del sistema regulador • (Art. 2.4, RPSCRI, RD 783/2001) • Niveles naturales de radiación: • * Radionucleidos en el cuerpo • * Rayos cósmicos a nivel de suelo • * Nucleidos en corteza no alterada • - Radón en viviendas

19. Dosis recibidas en vuelos comerciales

20. Dosis recibidas en vuelos comerciales

21. Dosis recibidas en vuelos comerciales

22. Dosis recibidas en vuelos supersónicos (Concorde) • Vuelos de unas 3 horas de duración entre Europa y EEUU. • 80% del vuelo en altitudes superiores a 12 km. • Unica aeronave comercial a la que se exigía monitor de radiación con detectores de neutrones y componente ionizante con indicación instantánea de tasa de dosis. • Tasa de dosis en vuelo, Media: 11 µSv/h, Máxima: 76 µSv/h. • Horas de vuelo, Media: 300 horas/año, Máxima 550 horas/año. • Dosis anual, Media: 2-3 mSv/año, Máxima: 7 mSv/año.

23. Dosis debidas a las tormentas solares (GLE) • Impredecibles e inevitables: Monitores fijos en aviones y empleo de modelos que permiten calcular las dosis retroactivamente a partir de las obervaciones en la superficie terrestre. • 23/02/1956, GLE-5 (Intensidad 4556%) : la más intensa registrada, con tasas de dosis de hasta 10-60 mSv/h durante casi 1 hora • 27/09/1989, GLE-42 (Intensidad 252%) • 15/04/2001, GLE-60 (Intensidad 30%) • Las dosis recibidas pueden ser varias veces las dosis en condiciones normales del vuelo, pero suponen una fracción pequeña en la dosis anual.

24. Dosis recibidas en vuelos comerciales Nivel de Registro, NR: 0.10 mSv/mes • La exposición de las tripulaciones aéreas está regulada (RPSCRI, Título VII Fuentes naturales de radiación, Art. 62 y 64): Programa de protección radiológica • Evaluación de las dosis: Códigos de cálculo y validación experimental. • Organización de planes de trabajo cuando la Dosis Anual > 6 mSv. • Información a los trabajadores. • Protección personal femenino. • Autoridad: D.G. Aviación Civil asesorada por el Consejo de Seguridad Nuclear.

25. Dosis recibidas en vuelos orbitales y estaciones espaciales (MIR, ISS) • Las dosis se deben a los protones y electrones atrapados en los cinturones de Van Allen. • La tasa de dosis se incrementa notablemente en la Anomalía Sudatlántica del campo geomagnético (aproximadamente sobre el SE de Brasil). • También influye la inclinación de la nave respecto a la Tierra. • La tasa de dosis varía entre 5 y 40 µSv/h, y las dosis por misión oscila entre 3 y 11 mSv.

26. Estimación de la dosis recibida en la misión a Marte 280 d, 0.88 Sv 439 d, 0.41 Sv 256 d, 0.17 Sv 256 d, 0.80 Sv TOTAL: 975 d, 2.26 Sv • No se esperan efectos agudos de irradiación. • Riesgo de cancer fatal: de 2.4% para hombres de 55-64 años hasta 16.7% para mujeres de 25-34 años. • Riesgo de herencia de defectos genéticos: 0.7-1.1%. • Riesgo elevado de aparición de cataratas. • Disminución temporal de la fertilidad. • Existen otros factores con efectos más graves sobre la salud.

27. Resumen: Exposición del hombre a la radiación cósmica

28. REFERENCIAS GG. Reitz, K. Schnuer and K. B. Shaw, Eds. “Radiation Exposure of Civil Aircrew, Proc. Workshop, Luxembourg, 1991”. Radiat. Prot. Dosim., Vol. 48, 1993. McAulay, I.R., Bartlett, D.T., Dietze, G., Menzel, H.G., Schnuer , K. and Schrewe, U.J. Radiation Protection 85. Exposure of air crew to cosmic radiations. EURADOS Report 1996/01. Published by the Office for Official Publications of the European Communities, Luxembourg, 1996. M. Kelly, H-G. Menzel, T. Ryan T. and K. Schnuer, Eds. “Cosmic Radiation and Aircrew Exposure, Proc. Workshop, Dublin, Ireland, 1998”. Radiat. Prot. Dosim., Vol. 86, 1999. Zoetelief, J., Schuhmacher , H., Bos, A.J.J., Bartlett, D.T., Rannou, A., Broer se, J.J., McDonald, J.C., Schultz, F.W., Eds. Advances in Nuclear Particle Dosimetry for Radiation Protection and Medicine: Ninth Symposium on Neutron Dosimetry. Proceedings. Radiat. Prot. Dosim. Vol. 110, 1-4, 2004. Lindborg, L., McAulay, I., Bartlett, T.D., Beck, P., Schraube, H., Schnuer , K., Spurný, F. (Eds.), Cosmic Radiation Exposure of Air craft Crew: Compilation of Measured and Calculated data. DG TREN Edit. (Luxemburg ). EC Report KO-63-04-690-EN-C (ISBN 92-894-8448-9), 2004. European Commission. “Recommendations for the implementation of Title VII of the European Basic Safety Standards Directive (BSS) concerning significant increase in exposure due to natural radiation sources”. European Commission Report Radiation Protection 88, European Commission, Luxembourg, 1997. Ministerio de la Presidencia. “Reglamento sobre protección sanitaria contra radiaciones ionizantes”. Real Decreto 783/2001, B.O.E. 14555, Madrid, 2001. Es la legislación española que recoge ICRP-60 (1991) y la Directiva 96/29/EURATOM (1996).